Abplattung

Die Schwerkraft neigt dazu, Himmelskörper zu einer perfekten Kugel zusammenzuziehen, d. h. zu einer Form, bei der sich die gesamte Masse so nahe wie möglich am Schwerpunkt befindet. Ein rotierender Stern ist jedoch nicht kugelförmig, er weist eine gewisse Abplattung auf.

Wenn sich eine rotierende Molekülwolke zu einem Stern zusammenzieht, wird ihre Form immer kugelförmiger, aber die Kontraktion geht nicht bis zu einer perfekten Kugel. An den Polen wirkt die gesamte Schwerkraft, um die Kontraktion zu verstärken, aber am Äquator wird die effektive Schwerkraft durch die Zentrifugalkraft vermindert. Die endgültige Form des Sterns nach der Sternentstehung ist eine Gleichgewichtsform in dem Sinne, dass die effektive Schwerkraft in der Äquatorregion (da sie verringert ist) den Stern nicht in eine kugelförmigere Form ziehen kann. Die Rotation führt auch zur sogenannten Schwerkraft-Abdunklung am Äquator.

Ein extremes Beispiel findet sich bei Regulus A (α Leonis A). Der Äquator dieses Sterns hat eine gemessene Rotationsgeschwindigkeit von 317 ± 3 km/s. Dies entspricht einer Rotationsperiode von 15,9 Stunden, was 86 % der Geschwindigkeit entspricht, bei der der Stern auseinanderbrechen würde. Der Äquatorradius dieses Sterns ist 32 % größer als der Polarradius. Andere schnellrotierende Sterne sind Alpha Arae, Pleione, Wega und Achernar.

Bewirkt die Geschwindigkeit eines Sterns, dass die Zentrifugalkraft am Äquator gleich der Gravitationskraft ist, kann es ihn zerreißen. Damit ein Stern stabil ist, muss die Rotationsgeschwindigkeit unter diesem Wert liegen.

Differentielle Rotation

Eine differentielle Oberflächenrotation wird bei Sternen wie der Sonne beobachtet, wenn die Winkelgeschwindigkeit mit dem Breitengrad variiert. Normalerweise nimmt die Winkelgeschwindigkeit mit zunehmender geografischer Breite ab. Es wurde jedoch auch das Gegenteil beobachtet, wie z. B. bei dem Stern HD 31993. Der erste Stern außer der Sonne, dessen differentielle Rotation im Detail gemessen wurde, ist AB Doradus.

Der zugrunde liegende Mechanismus, der die unterschiedliche Rotation verursacht, ist die turbulente Konvektion im Inneren eines Sterns. Durch die Konvektionsbewegung wird Energie durch die Massenbewegung des Plasmas an die Oberfläche transportiert. Diese Plasmamasse trägt einen Teil zur Winkelgeschwindigkeit des Sterns bei. Wenn es durch Scherung und Rotation zu Turbulenzen kommt, kann sich der Drehimpuls durch meridionale Strömungen auf verschiedene Breitengrade verteilen.

Es wird angenommen, dass an den Grenzflächen zwischen Regionen mit starken Rotationsunterschieden Dynamoprozesse entstehen, die wiederum das stellare Magnetfeld erzeugen. Es besteht auch eine komplexe Wechselwirkung zwischen der Rotationsverteilung eines Sterns und seinem Magnetfeld, wobei die Umwandlung von magnetischer Energie in kinetische Energie die Geschwindigkeitsverteilung verändert.

Während der Sternentstehung

Es wird angenommen, dass Sterne durch den Kollaps einer Niedrigtemperaturwolke aus Gas und Staub entstehen. Wenn die Wolke kollabiert, führt die Erhaltung des Drehimpulses dazu, dass das Material in eine rotierende Scheibe gezwungen wird. Im dichten Zentrum dieser Scheibe bildet sich ein Protostern, der durch die Gravitationsenergie des Kollapses Wärme gewinnt.

Wenn der Kollaps weitergeht, kann die Rotationsrate so weit ansteigen, dass der akkretierende Protostern aufgrund der Zentrifugalkraft am Äquator zerbricht. Daher muss die Rotationsgeschwindigkeit in den ersten 100.000 Jahren verringert werden, um dieses Szenario zu vermeiden. Eine mögliche Erklärung für diese Verringerung ist das magnetischen Abbremsen bei der Wechselwirkung des Magnetfelds des Protosterns mit dem Sternwind. Der expandierende Sternwind nimmt den Drehimpuls mit und verlangsamt die Rotationsgeschwindigkeit des kollabierenden Protosterns.

Bei den meisten Hauptreihensternen mit einer Spektralklasse zwischen O5 und F5 wurde eine schnelle Rotation festgestellt. Bei Sternen in diesem Bereich nimmt die gemessene Rotationsgeschwindigkeit mit der Masse zu. Dieser Anstieg der Rotationsgeschwindigkeit erreicht seinen Höhepunkt bei jungen, massereichen Sternen der B-Klasse.

Nach der Sternentstehung

Da die erwartete Lebensdauer eines Sterns mit zunehmender Masse abnimmt, lässt sich dies durch eine Abnahme der Rotationsgeschwindigkeit mit dem Alter erklären. Für Hauptreihensterne kann die Abnahme der Rotation mathematisch angenähert werden:

${\displaystyle \Omega _{e}\propto t^{-{\frac {1}{2}}}}$

wobei ${\displaystyle \Omega _{e}}$ die Winkelgeschwindigkeit am Äquator und t das Alter des Sterns ist. Diese Beziehung wird nach Andrew P. Skumanich, der sie 1972 entdeckte, Skumanichs Gesetz genannt, die aber eigentlich schon viel früher von Évry Schatzman vorgeschlagen worden war. Die Gyrochronologie ist die Bestimmung des Alters eines Sterns auf der Grundlage der Rotationsrate, die anhand der Sonne kalibriert wird.

Sterne verlieren durch den Sternwind langsam an Masse, der aus der Photosphäre ausgestoßen wird. Das Magnetfeld des Sterns übt ein Drehmoment auf die ausgestoßene Materie aus, was zu einer stetigen Übertragung von Drehimpulsen vom Stern weg führt. Sterne mit einer Rotationsgeschwindigkeit von mehr als 15 km/s weisen auch einen schnelleren Massenverlust und folglich einen schnelleren Rotationsabfall auf. In dem Maße, in dem die Rotation eines Sterns durch Abbremsen verlangsamt wird, nimmt auch die Geschwindigkeit des Drehimpulsverlusts ab. Unter diesen Bedingungen nähern sich die Sterne allmählich dem Zustand der Nullrotation, erreichen ihn aber nie ganz.

Sterne am Ende der Hauptreihe

Ultrakühle Zwerge und Braune Zwerge drehen sich aufgrund der Gravitationskontraktion schneller, wenn sie altern. Diese Objekte haben auch ähnliche Magnetfelder wie die kältesten Sterne. Die Entdeckung von schnell rotierenden Braunen Zwergen wie dem Braunen Zwerg WISEPC J112254.73+255021.5 stützt theoretische Modelle, die zeigen, dass die Abnahme der Rotation durch Sternwinde am Ende der Hauptreihe mehr als 1000 Mal schwächer ist.

Weiße Zwerge

Ein Weißer Zwerg ist ein Stern, der aus Material besteht, das als Nebenprodukt der thermonuklearen Fusion während der Anfangszeit seines Lebens entstanden ist, dem aber die Masse fehlt, um die schwereren Elemente zu verbrennen. Er ist ein kompakter Körper, der durch einen quantenmechanischen Effekt, den so genannten Elektronenentartungsdruck, gestützt wird, der es dem Stern nicht erlaubt, weiter zu kollabieren. Im Allgemeinen haben die meisten Weißen Zwerge eine niedrige Rotationsrate, die höchstwahrscheinlich durch Rotationsbremsung oder durch die Abgabe von Drehimpuls beim Verlust der äußeren Hülle des Vorgängersterns entstanden ist. (Siehe auch: Planetarischer Nebel.)

Ein langsam rotierender Weißer Zwerg kann die Chandrasekhar-Grenze von 1,44 Sonnenmassen nicht überschreiten, ohne zu einem Neutronenstern zu kollabieren oder als Supernova vom Typ Ia zu explodieren. Sobald der Weiße Zwerg diese Masse erreicht, z. B. durch Akkretion oder Kollision, würde die Gravitationskraft den von den Elektronen ausgeübten Druck übersteigen. Wenn der Weiße Zwerg jedoch schnell rotiert, verringert sich die effektive Schwerkraft in der Äquatorialregion, so dass der Weiße Zwerg die Chandrasekhar-Grenze überschreiten kann. Eine solche schnelle Rotation kann zum Beispiel durch Massenakkretion entstehen, die zu einer Übertragung von Drehimpulsen führt.

Neutronensterne

Ein Neutronenstern ist ein sehr dichter Überrest eines Sterns, der hauptsächlich aus Neutronen besteht – einem Teilchen, das in den meisten Atomkernen vorkommt und keine elektrische Ladung besitzt. Die Masse eines Neutronensterns liegt im Bereich des 1,2- bis 2,1-fachen der Masse der Sonne. Infolge des Kollapses kann ein neu entstandener Neutronenstern eine sehr schnelle Rotationsrate aufweisen, die in der Größenordnung von hundert Umdrehungen pro Sekunde liegt.

Pulsare sind rotierende Neutronensterne, die ein Magnetfeld haben. Von den Polen rotierender Pulsare wird ein schmaler Strahl elektromagnetischer Strahlung ausgesandt. Wenn der Strahl die Richtung des Sonnensystems überstreicht, erzeugt der Pulsar einen periodischen Impuls, der von der Erde aus nachgewiesen werden kann. Die vom Magnetfeld abgestrahlte Energie verlangsamt allmählich die Rotationsrate, so dass ältere Pulsare zwischen jedem Puls mehrere Sekunden benötigen können.

Schwarze Löcher

Ein schwarzes Loch ist ein Objekt mit einem Gravitationsfeld, das so stark ist, dass es das Entweichen von Licht verhindern kann. Wenn sie aus dem Kollaps einer rotierenden Masse entstehen, behalten sie den gesamten Drehimpuls bei, der nicht in Form von ausgestoßenem Gas verloren geht. Diese Rotation bewirkt, dass der Raum innerhalb eines flachen, kugelförmigen Volumens, der so genannten „Ergosphäre“, von dem Schwarzen Loch mitgerissen wird. Die Masse, die in dieses Volumen fällt, gewinnt durch diesen Prozess Energie, und ein Teil der Masse kann dann herausgeschleudert werden, ohne in das Schwarze Loch zu fallen. Wenn die Masse ausgestoßen wird, verliert das Schwarze Loch an Drehimpuls (der „Penrose-Prozess“). Die Rotationsgeschwindigkeit eines Schwarzen Lochs wurde mit 98,7 % der Lichtgeschwindigkeit gemessen.